¿Qué es un agujero negro? - Luis Julián Goicoechea Santamaría

¿Qué es un agujero negro? ¿Tiene limitaciones de tamaño?

(Por Luis Julián Goicoechea Santamaría)

Capítulo 13 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

La idea de agujero negro está directamente relacionada con la ley de la gravitación universal que propuso Isaac Newton en el siglo XVII, en la cual se establecía que un objeto con cierta masa ejerce una fuerza atractiva sobre otros objetos, cuya intensidad es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Así, la fuerza gravitatoria aumenta a medida que la distancia al atrayente (con una masa dada) disminuye. Aunque la gravedad de un planeta o una estrella  cerca de su superficie es importante, los objetos pueden contrarrestar dicha atracción y escapar si disponen de suficiente energía. Por ejemplo, la velocidad de escape desde la superficie terrestre es de unos 11 kilómetros por segundo, mientras que se necesita una velocidad de 617 kilómetros por segundo para escapar de una estrella como el Sol. Nosotros sabemos que la radiación (y las partículas más energéticas) no pueden ser capturadas por el campo gravitatorio solar, ya que la luz visible que proviene del Sol (velocidad de 300000 kilómetros por segundo) ilumina el cielo diurno.

          Sin embargo, si un objeto colapsa hasta introducirse dentro de un radio extremadamente pequeño, en el cual la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, se forma un agujero negro. La materia y la radiación quedan atrapadas en su campo gravitatorio, y no son capaces de propagarse hasta otras regiones vecinas. Dicho radio crítico suele definir el tamaño del agujero negro, aunque más que un tamaño real es una frontera, en cuyo interior se ha formado la mencionada  estructura compacta y oscura. El radio crítico (o tamaño radial) es directamente proporcional a la masa, y es de unos 3 kilómetros para la masa del Sol, y de solo 9 milímetros para la masa de la Tierra. En otras palabras, para transformar la Tierra en un agujero negro, necesitaríamos comprimir toda su masa en un volumen menor que el de un ojo humano.

          Desde un punto de vista teórico, se especula con la posible existencia de agujeros negros primordiales, formados mediante fluctuaciones locales en la densidad de materia durante la expansión inicial del Universo. Se trataría de objetos poco masivos y exóticos, que pueden tener escapes a través de sus fronteras (radiación de Hawking), de forma que no se comportarían como cárceles totalmente eficientes para la materia y la radiación. Estos escapes estarían relacionados con efectos cuánticos, y generarían una disminución paulatina de su masa hasta la evaporación de los mismos. En los últimos años, Stephen Hawking también ha postulado que la materia y la radiación no colapsan dentro de la esfera con el radio crítico del agujero negro, ya que quedarían atrapadas temporalmente en la frontera definida por dicho radio crítico. Dejando a un lado estas y otras muchas especulaciones teóricas, la astronomía moderna está dedicando un gran esfuerzo al descubrimiento y estudio de agujeros negros con diferentes masas. Aunque llegados a este punto, surge una pregunta evidente: ¿cómo encontrar un objeto que no emite luz en el cielo nocturno?, ¿hacia dónde orientar nuestros telescopios?

De forma genérica, un agujero negro es una región del cielo con condiciones físicas extremas. No solamente el campo gravitatorio es extremadamente intenso, haciendo necesario el uso de la teoría de la relatividad general para su descripción [1], sino que también se espera que su velocidad de rotación y su campo magnético sean extraordinariamente  grandes. Si imaginamos un objeto aislado con masa estelar que colapsa conservando su momento angular y su masa,  a medida que el radio se reduce, la velocidad de rotación debe aumentar para compensar la disminución de tamaño. De forma similar, si se conserva el flujo magnético [2], el colapso conduce a un aumento del campo magnético. Estas ideas generales se confirman cuando se comparan las propiedades de estrellas colapsadas de neutrones (púlsares [3] con una radio de unos 10 kilómetros) y estrellas normales. Las estrellas de neutrones pueden alcanzar velocidades de rotación próximas a 100000 kilómetros por segundo, y albergar campos magnéticos de un billón de Gauss. Por consiguiente, en las inmediaciones de un objeto compacto (estrella de neutrones o agujero negro) podemos encontrar un disco de gas caliente: gas capturado por su enorme campo gravitatorio, distribuido en el plano perpendicular al eje de rotación, y calentado por la fricción entre regiones adyacentes del disco. Dicho gas caliente emitirá radiación térmica. También se puede emitir radiación no térmica, cuando partículas cargadas son aceleradas por campos eléctricos y magnéticos en las cercanías de la estructura colapsada.

1        Agujeros negros estelares.

Una estrella con masa solar no puede formar un agujero negro. Tras consumir el hidrógeno y el helio en su corazón mediante procesos de fusión nuclear, la envoltura es arrojada al espacio interestelar (nebulosa planetaria) y aparece un núcleo estable de carbono del tamaño de la Tierra (enana blanca). Se requieren decenas de masas solares para alcanzar temperaturas interiores más altas, continuar las fases de fusión nuclear y colapso [4], y llegar a una configuración final en la cual el colapso gravitatorio no puede ser detenido por ningún mecanismo conocido. Entonces se forma un agujero negro estelar. Algunas estrellas masivas evitan la formación de un agujero negro desprendiéndose de forma violenta de su envoltura (explosión de supernova). Aunque el núcleo residual de neutrones (estrella de neutrones)  es una estructura compacta, existe una presión cuántica que evita la formación de un agujero negro. Las estrellas de neutrones tienen un radio (aproximadamente 10 kilómetros) ligeramente mayor que el radio crítico para su masa: unos 6 kilómetros para una masa típica de 2 veces la masa solar. Cálculos detallados indican que esta presión cuántica puede soportar hasta 3 masas solares, y por lo tanto, la masa de un agujero negro estelar debe exceder este valor.

          ¿Conocemos algún candidato a agujero negro estelar? Si, conocemos varios candidatos que forman parte de sistemas binarios. Un objeto compacto en un sistema binario puede devorar el gas de la envoltura de su estrella compañera. Como ya hemos comentado, se forma un disco de gas caliente, y el material se precipita sobre el objeto colapsado realizando una trayectoria espiral (la fricción elimina momento angular, y el gas adquiere un pequeño movimiento radial de caída). En los anillos más internos del disco se alcanzan temperaturas de millones o decenas de millones de grados, y por consiguiente, el entorno del objeto compacto es detectable mediante un telescopio espacial de rayos X. Tras detectar una binaria compacta de rayos X, la dinámica de la compañera puede entonces usarse para estimar la masa de la estructura colapsada, y así, encontrar un candidato a agujero negro cuando esta exceda las 3 masas solares.

          Entre los candidatos más destacados dentro de la Vía Láctea (la galaxia donde reside el Sol y la Tierra) está Cyg X-1 en la constelación del Cisne. Fue descubierto en el año 1964 y es una de la fuentes cósmicas mas intensas de rayos X. El objeto compacto tiene una masa de 14,8 veces la masa solar, lo que implica un radio crítico de unos 44 kilómetros. Otros candidatos interesantes son: GRO J0422+32 y GW150914. El primero (GRO J0422+32) fue descubierto en 1992 en una binaria de rayos X. El objeto compacto en dicha binaria es el candidato menos masivo a agujero negro estelar, ya que solo tiene 4 veces la masa del Sol. Su proyección en un plano tiene un área algo mayor que la superficie de la isla de La Gomera. El candidato GW150914 es uno de los hallazgos más excitantes del siglo actual. No fue detectado en rayos X, sino mediante observaciones de ondas gravitatorias [5]. En Febrero de 2016, se anunció la observación de una colisión entre dos agujeros negros de 36 y 29 masas solares en una galaxia situada a más de mil millones de años luz de la Tierra. Un sistema binario puede estar formado por dos objetos compactos, y a medida que transcurre el tiempo, pierde energía rotacional mediante la emisión de ondas gravitatorias. Finalmente, ambos objetos colapsados colisionan para formar una estructura de mayor masa.  En el proceso de colisión y fusión de GW150914 se piensa que se ha formado un agujero negro de más de 60 masas solares con el radio típico de un asteroide.

2        Agujeros negros en núcleos galácticos.

Actualmente se piensa que existe un agujero negro muy masivo en el centro de casi todas las galaxias. En los núcleos galácticos, se espera una densidad inicial de estrellas y gas muy elevada, y en dicho ambiente, es razonable imaginar un gran colapso al cabo de cierto tiempo. Las estrellas en la región central de la Vía Láctea describen órbitas elípticas que son consistentes con la acción gravitatoria de un objeto compacto con una masa de unos 4 millones de veces la masa solar. El radio critico (tamaño radial de un hipotético agujero negro en el centro de la Vía Láctea) para esta masa es de 0,08 unidades astronómicas, siendo 1 unidad astronómica la distancia entre el Sol y la Tierra. Sin embargo, las estrellas observadas no se aproximan tanto al monstruo masivo, y datos recientes indican que el radio de la estructura central debe ser inferior a 45 unidades astronómicas (distancia de máxima aproximación de estrellas), o equivalentemente, a unos 560 radios críticos. ¿Se trata de un agujero negro? Muy probablemente si… Aunque las estrellas no se acercan al radio crítico en su movimiento, 45 unidades astronómicas es la distancia entre el Sol y el planeta menor Makemake. Es decir, tenemos varios millones de veces la masa del Sol dentro de un radio menor que el del sistema solar, y no se conoce ningún mecanismo físico capaz de evitar el colapso de semejante estructura.

Aparte de las galaxias normales como la Vía Láctea, existen galaxias con un núcleo activo. Un tipo de especial relevancia está constituido por los llamados cuásares [3].  Los cuásares son núcleos activos de galaxias lejanas que muy probablemente albergan un agujero negro con una masa típica entre cien y mil millones de veces la masa del Sol,  dentro de una región con un tamaño menor que el del sistema solar. Las observaciones de cuásares indican que el hipotético agujero negro central está rodeado por un disco de gas caliente, desde donde se emite la luz visible y ultravioleta. Se piensa que los rayos X provienen de una corona muy caliente sobre dicho objeto central, y en aproximadamente el 10% de los casos, las observaciones también sugieren la presencia de un chorro de partículas energéticas en una dirección perpendiculares al disco y emitiendo radiación no térmica   (ver figura adjunta; origen: NASA/JPL – Caltech). 

Los anillos más internos del disco emitiendo radiación térmica estarían situados a unos pocos radios críticos del agujero negro, de modo que tales anillos tan lejanos y diminutos (tamaño de un sistema estelar) no pueden resolverse espacialmente de una forma directa. Sin embargo, actualmente se usan algunos métodos indirectos para estudiar la geometría interna del disco, en las proximidades del supuesto monstruo oscuro. Los resultados indican que cientos o miles de millones de masas solares deben estar confinadas en zonas con tamaños radiales de unos cuantos radios críticos, apoyando la presencia real de agujeros negros muy masivos en cuásares.

Notas:

1 Ver capítulo 37.

2 El flujo magnético es el producto del campo magnético por la superficie.

3 Ver capítulo 12.

4 Cada vez que un material interno se agota y las correspondientes reacciones nucleares cesan, se forma una estructura inactiva compuesta principalmente por el producto de la fusión de dicho material. Por ejemplo, cuando se consume el corazón de hidrógeno, se forma un núcleo inactivo dominado por helio. La temperatura no es suficiente para comenzar la fusión del producto, y no se genera una presión que compense la atracción gravitatoria entre las diversas partes del corazón estelar. Entonces el corazón colapsa y se calienta hasta que se alcanza la temperatura umbral para la fusión del producto. El núcleo estelar vuelve a estar activo, y la nueva presión compensa total o parcialmente la contracción gravitatoria del mismo.

5 Las ondas gravitatorias son el equivalente gravitatorio de las ondas electromagnéticas (a las que hemos llamado radiación, o también luz). Así como las cargas eléctricas aceleradas emiten ondas electromagnéticas, cuando existen masas aceleradas por efectos gravitatorios se pueden emitir ondas gravitatorias (ver también el capítulo 14).

Bibliografía complementaria:

“Historia del Tiempo: del Big-Bang a los Agujeros Negros”, Stephen W. Hawking.

“La Evolución de Nuestro Universo”, Malcolm S. Longair.

“Agujeros Negros: 24 preguntas”,IFCA (CSIC-UC) 

Luis Julián Goicoechea Santamaría

Doctor en Ciencias Físicas

Profesor de Astronomía y Astrofísica – Universidad de Cantabria

Luis J. Goicoechea nació en el año 1957, unos meses antes del lanzamiento del Sputnik 1. Licenciado en Ciencias Físicas por la Universidad de Cantabria (UC) en 1979, comenzó su carrera investigadora en el Centro de Investigación y Desarrollo de Santander (centro mixto CSIC-UC), y posteriormente como Becario del Plan FPI y Ayudante. Su tesis doctoral (1984) trató sobre observaciones en algunos modelos cosmológicos inhomogeneos. Tras una estancia en la Universidad de Roma, nació su hija Estela y consiguió una plaza de Profesor Titular de Universidad en el área de Física Teórica. En la década 1990 y posteriores, ha concentrado su investigación en el campo de la astronomía/astrofísica, estableciendo sólidos lazos con grupos afines en el Instituto de Astrofísica de Canarias (al que ha visitado en numerosas ocasiones) y en varios centros internacionales.

Actualmente es Profesor de Astronomía y Astrofísica en la UC, y ha dedicado una gran parte de los últimos 25 años al estudio de sistemas lente gravitatoria. En particular, a la observación e interpretación de cuásares distantes fuertemente afectados por la gravedad de galaxias más próximas. Este proyecto GLENDAMA (Gravitational LENses and DArk MAtter) está utilizando instrumentación avanzada para crear una base de datos de alta calidad sobre cuásares que sufren efectos lente (http://grupos.unican.es/glendama/database/). Principalmente el telescopio Liverpool, que funciona de forma robótica, y el Gran Telescopio Canarias (ambos situados en la isla de La Palma, España).

Andrés Armendáriz (Divulgador)

Lcdo. en Ciencias Geológicas en la Especialidad en Paleontología

Divulgador científico en Paleontología humana.

Y yo quiero ser...Paleoantropólogo y Divulgador

"""Tras varios años haciendo divulgación sobre Evolución humana en Colegios, Institutos, Universidades y Museos y después de leer numerosísimos libros y publicaciones en la temática; unos de mis principales libros de referencia (que leo y releo una y otra vez) por el rigor, su fácil lectura, la condensación de datos, la información actualizada y el gran conocimiento de la temática por parte del autor, son los tres libros de la Editorial Catarata-CSIC del director de Paleoantropología del Museo de Ciencias Naturales, Dr. Antonio Rosas. Libros que recomiendo tanto al público lego en la materia, como a personas o docentes con conocimientos en Evolución Humana.

Por lo tanto y para conocer nuestra historia evolutiva, os recomiendo encarecidamente la lectura de: “Los primeros homininos” y su segundo tomo y continuación: “La evolución del género Homo”. Antonio Rosas es entre otros muchos méritos, coautor de la especie H. antecessor (especie de hominino publicada por el equipo de Atapuerca en 1997) a la que dedica unas páginas del segundo libro, publicación que marcó un hito en la ciencia española.

Además, Antonio Rosas es una autoridad mundial en Neandertales, tras sus estudios y publicaciones sobre los fósiles del yacimiento del Sidrón en Asturias; por lo que aquellos que se quieran adentrar en el mundo de esta especie tan próxima pero tan desconocida, tienen en su publicación: “Los neandertales” un gran referente muy muy riguroso. """

-Antonio Rosas

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Pulsares y Quásares - Paola Marziani

¿Qué son los pulsares? ¿Y los quásares?

(Por Paola Marziani)

Capítulo 12 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Suena extraño asociar pulsares y quásares en el mismo capítulo, ya que son objetos muy diferentes. Los quásares fueron descubiertos más de diez antes del momento en el que Isaac Asimov publicaba su recopilación sobre las preguntas más básicas sobre la ciencia. El descubrimiento de los quásares fue reportado en 1963 por Marteen Schmidt en la revista Nature. Por otro lado, los pulsares fueron descubiertos poco tiempo después en 1967 por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish. Tanto los quásares como los pulsares habían entusiasmado la mente, acrecentando la fantasía, y las esperanzas de mucha gente fuera del mundo de los astrónomos profesionales. Hacia finales de los años 60’s los quásares seguían siendo demasiado misteriosos para ofrecer algunas respuestas básicas acerca de sus propiedades ya que las hipótesis sobre su origen se contraponían entre sí. El mismo Isaac Asimov se preguntaba:

“Y también están los quásares, que según algunos son un millón de estrellas ordinarias, o más, colapsadas todas en una ¿Qué decir de la temperatura de su núcleo interior?

Hasta ahora nadie lo sabe.”

¿Pero qué son los pulsares y los quásares? Antes de discutir en detalle los aspectos físicos y presentar algunas analogías recordemos sus propiedades más básicas, dedicando unas palabras sobre el contexto histórico de su descubrimiento. Los pulsares son objetos que emiten impulsos de radio a una frecuencia muy estable. La frecuencia es diferente para cada pulsar, varía de 1 a 30 ciclos por segundo, de 1000 a 0.5 ciclos por segundo para todos los pulsares conocidos. Se detectaron por primera vez con observaciones de radio, como fuentes débiles que fueron pasadas por alto en los primeros mapas. Al principio, la regularidad y la frecuencia de los pulsos de radio (el término pulsar es una contracción de estrella pulsante, pulsating star, en inglés) sorprendió a los observadores. En ese momento, la radioastronomía era una ciencia relativamente joven, sin embargo la gente empezaba a disfrutar la explotación sin precedentes de las comunicaciones a través de ondas de radio, desde los aparatos de radio portátiles de transistores (“pocket radios” en inglés, “radioline” en italiano) hasta los aparatos televisivos. Estos dispositivos eran un signo del avance de nuestra civilización. El poder intrínseco, la frecuencia y la regularidad de los pulsares presentaban un reto para los procesos físicos que ya eran bien comprendidos en el momento. ¿Y por qué no pensar que esas señales tan regulares eran debidas a una comunicación de una civilización extraterrestre? Es comprensible que esta idea no parecía tan ingenua y de fantasía como parece ahora. La década de los 60’s fue un momento en que nuestra visión del mundo y del Universo estaba cambiando radicalmente: los primeros seres humanos en el espacio, la cara oculta de la luna observada por la primera vez, las galaxias descubiertas a distancias cada vez mayores con más potentes telescopios. El universo estaba apareciendo también por nuevas ventanas en el espectro electromagnético (radio y rayos X) que revelaban la presencia de fenómenos sumamente energéticos y violentos. El concepto de “cielos inmutables” de la antigüedad (considerado como un dogma hasta el siglo XVII) estaba siendo anulado para siempre. El universo parecía más familiar y accesible; sin embargo, las distancias se hacían más grandes cada día. El descubrimiento de los quásares añadió una importante contribución a esta visión ampliada del Universo. Pronto se entendió que los quásares estaban a distancias muy grandes deducidas de sus desplazamientos al rojo según la ley de Hubble, que implicaba la formidable distancia de 1.5 mil millones de años luz en el caso de 3C273, el primer quasar (para un valor de la constante de Hubble de 100 kilómetros por segundo por megaparsec). Su descubrimiento fue pronto seguido del descubrimiento de quásares de corrimiento al rojo tan grande como 2, que implica una distancia de 10 mil millones de años luz, con luminosidades que parecían increíbles.

¿Cuál es el mecanismo físico que da lugar a un pulsar? La fuente debe ser pequeña debido a la frecuencia del pulso (más pequeño que un segundo luz, y mucho más pequeño que las estrellas ordinarias), debe ser muy estable y tiene que haber algún mecanismo capaz de producir intensas emisiones de radio. Tal mecanismo no puede ser de naturaleza térmica, es decir, no puede ser debido a la energía térmica de un cuerpo caliente, como en una estrella. Un mecanismo físico adecuado es la radiación de sincrotrón emitida a través de la aceleración de los electrones y otras partículas cargadas a velocidades relativistas en un campo magnético fuerte.

Un pulsar es una estrella compacta en rotación (el diámetro debe ser del orden de 10 km) con un campo magnético fuerte, y con el eje del campo desalineado respecto al eje de rotación. El campo magnético en un cuerpo en rotación produce un campo eléctrico que acelera las partículas cargadas cercanas a la superficie de la estrella a velocidades muy altas, produciendo un haz de radiación electromagnética muy intenso a lo largo del eje magnético (en realidad, el mecanismo que produce esta radiación no es bien conocido). Por otro lado, el eje magnético no está alineado con el eje de rotación, esto ocurre también con otros cuerpos celestes, como por ejemplo nuestro planeta Tierra.

Los pulsos de radiación serán visibles para un observador terrestre solamente cuando el eje está alineado con la línea de visión (como por las lámparas de los faros en rotación). Hay un límite inferior de la densidad de una estrella para estar unida gravitacionalmente, ya que la aceleración centrífuga en su ecuador no podrá ser superior a la aceleración de la gravedad. Para la velocidad angular de los pulsares, la densidad debe ser extremadamente alta, tan alta que debe ser comparable a la densidad de la materia nuclear. Cuando una estrella masiva de más de 8 veces la masa de nuestro Sol sufre las últimas fases de su evolución, detona como una supernova. Las capas externas son expulsadas al espacio, pero el núcleo de un par de veces la masa del sol se contrae por su gravedad. La presión gravitacional es tan fuerte que supera la repulsión electrostática que mantienen estables a los iones y núcleos; de este modo, los electrones y protones se funden en neutrones. El colapso es entonces detenido por la presión asociada con los neutrones. Si la masa final es de más de 1.4 masas solares (este valor es llamado el límite de Chandrasekhar), el colapso puede progresar para formar un objeto totalmente colapsado, una estrella de neutrones; y si es de más de 3 masas solares, entonces se formará un agujero negro. Durante el colapso de la estrella progenitora, el diámetro de la estrella se reduce de forma drástica, pero se conserva el momento angular (¡no hay fuerzas externas que ejercen una torsión en el sistema!), de modo que la velocidad de rotación se incrementa dramáticamente. Es el mismo caso de una bailarina que sigue girando más lentamente con los brazos extendidos, y más rápidamente con los brazos mantenidos cerca de su cuerpo.

El remanente del colapso es una estrella muy compacta, extremadamente densa (tan densa como los núcleos atómicos), estable y de rotación rápida, cuyos campos magnéticos actúan como una especie de imán giratorio: un pulsar. La rotación del pulsar es tan estable que su regularidad compite con la estabilidad de los relojes atómicos, por ejemplo con algunos pulsares con períodos en el intervalo de 1 a 10 milisegundos. Sin embargo, la energía del sistema radia lentamente, y si el ambiente interestelar de la estrella de neutrones es suficientemente rico, la estrella puede ser frenada por la fricción ejercida sobre su campo magnético. Con el tiempo la estrella puede girar más lentamente hasta que se alcanza un estado de reposo.

Un pulsar “gastado” puede regresar a la vida, si es parte de un sistema binario. Si su compañera estelar llega al final de su vida en la secuencia principal, comenzará a expandirse. Parte del material de esta compañera puede caer sobre el pulsar, poniéndolo de nuevo en rotación. El proceso es, obviamente, favorecido en ambientes estelares densos, como los cúmulos globulares. En el núcleo de un cúmulo globular, la distancia típica entre las estrellas es de 10 a 100 veces menor que la distancia típica en la vecindad solar. Las estrellas están tan cerca que se pueden formar nuevos sistemas binarios.

Cuando una estrella de neutrones se une con una nueva estrella compañera, su fuerza de gravedad es tan intensa que puede extraer el gas de la compañera. Este gas es finalmente acretado por la estrella de neutrones, rejuveneciendo el pulsar, ya que el momento angular del gas se transfiere desde la compañera a la estrella de neutrones.

Los pulsares son fácilmente identificables en la Galaxia, y cada pulsar tiene su frecuencia individual. Es fascinante que un mapa con la posición del Sol en relación con 14 pulsares conocidos haya sido incluido en la nave espacial Pioneer para permitir que posibles seres extraterrestres inteligentes puedan rastrear la posición del sistema solar en el espacio y el tiempo. La frecuencia de los pulsos emitidos es tan estable, que una gran variedad de pulsares está siendo actualmente utilizado como detector de ondas gravitacionales debido a que se espera que estas ondas induzcan un cambio en la frecuencia de los pulsos.

Las estrellas de neutrones son objetos pequeños y masivos cuyo campo gravitacional es extremadamente fuerte: lo que pesa 1 g de materia en la Tierra pesaría más de cien millones de toneladas en la superficie de una estrella de neutrones con masa al límite de Chandrasekhar, 1.4 M⨀. Es decir, ¡una vez y media la masa del sol está comprimida en tan solo 10 kilómetros, el radio típico de una estrella de neutrones! Por lo tanto, los pulsares tienen terreno para probar la teoría de la relatividad general de la gravitación.

El púlsar binario PSR1913+16 es un sistema estelar en el que ambos componentes son pulsares. Este sistema ha proporcionado una de las confirmaciones más rigurosas de la relatividad general, ya que sus órbitas se van desgastando según lo predicho por la teoría, a través de la emisión de radiación gravitacional.

Los quásares son fuentes muy diferentes de los pulsares. La interpretación aceptada actualmente por la mayoría de los científicos implica acreción, que es literalmente caída de materia sobre un objeto compacto, muy probablemente un agujero negro súper masivo. La acreción sobre un objeto compacto es un proceso tremendamente eficiente, en donde la “eficiencia” se refiere a la producción de la radiación. Al igual que los niños que deslizan por una pendiente para adquirir velocidad debido a la pérdida de energía potencial que se convierte en energía cinética, el gas que cae en un agujero negro también adquiere energía cinética. Esta energía es disipada por la fricción viscosa de los gases sobre sí mismos, al igual que las ruedas de un coche cuando el conductor frena. El gas se calienta y comienza a brillar intensamente. El potencial gravitacional es como un pozo profundo para el caso de un objeto compacto como un agujero negro. El gas que está cayendo sigue una “pendiente” muy empinada hasta el pequeño tamaño del objeto compacto. Por esto, la cantidad de energía liberada es una fracción significativa de la masa en reposo de gas, casi el 7% para un agujero negro no giratorio. De acuerdo con la ecuación fundamental de Einstein que da la equivalencia entre masa y energía, la energía es igual a la masa multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz. No es de extrañar que los quásares puedan ser extremadamente luminosos llegando a tener luminosidades de 1038 kilowatt, es decir, de 100 a 1000 veces más luminosos que una galaxia gigante. Los agujeros negros tienen que ser muy masivos, de lo contrario la fuerza ejercida por la radiación alejaría el gas que proporciona la luminosidad del quasar. Las masas de la mayoría de los quásares son mayores a un millón de veces la masa solar, o lo que es lo mismo, la masa de una galaxia enana. Los agujeros negros más masivos que se conocen pueden alcanzar a los diez mil millones de masas solares, es decir, ¡la masa estelar de una galaxia gigante!

Toda la masa está concentrada en un tamaño mínimo, contenido en el radio gravitacional del agujero negro: para una masa de 100 millones de masas solares, el tamaño sería de 150 millones de kilómetros, esto es, la distancia entre la Tierra y el Sol. Los agujeros negros súper masivos habitan en los núcleos de las galaxias. Inclusive, hoy en día se cree que estos agujeros negros están presentes en galaxias más masivas como espirales y elípticas gigantes. Con mucha frecuencia en las galaxias cercanas, algunos se encuentran en reposo y otros están acretando, creando núcleos luminosos en sus galaxias anfitrionas.

Desde la década de los 70’s, los quásares han perdido un poco de su “brillo exótico”. Los astrónomos se dieron cuenta de que los núcleos de las galaxias cercanas también poseían la acreción de agujeros negros, desde entonces se ha reconocido a una clase más general de "núcleos activos de galaxias” (en inglés, Active Galactic Nuclei - AGN). Hoy en día la palabra quasar está fuera de moda, el término AGN o agujeros negros súper masivos se usan como sinónimo desde algún tiempo. Sin embargo, la definición de los quásares como AGN luminosos no tiene una definición muy clara debido a que abarcan una enorme gama de luminosidades. Astronómicamente, los quásares son objetos débiles (el más brillante tiene magnitud aparente de 13), relativamente raros (alrededor de 100 por grado cuadrado hasta magnitud 22, y ~20 hasta magnitud 20).

Son fáciles de distinguir por su color azulado y su espectro de abundantes líneas de emisión (los espectros son similares pero no idénticos para todos los quásares). Una propiedad que desconcertó a los descubridores de los quásares era que no podían ver la galaxia madre. Pero pronto se entendió que el tamaño angular de la galaxia anfitriona era demasiado pequeño para los objetos distantes y demasiado débiles para ser detectada.

Los quásares emiten una enorme cantidad de radiación en todas las frecuencias del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta los rayos X duros. Su espectro es consistente con una emisión “no térmica” como en el caso de los pulsares, aunque la formación del continuo de los quásares está asociada a diferentes regiones. Se cree que la mayor parte de las emisiones ópticas y UV provienen del disco de acreción caliente el cual emite un espectro de naturaleza térmica. Sin embargo, la emisión en ondas de radio no puede ser térmica y es debida a radiación de sincrotrón.

Lo que hace a los quásares especialmente interesantes es que son trazadores de un pasado lejano en la historia del Universo. Los quásares más luminosos se observan a un corrimiento al rojo z > 1 cuando la edad del Universo era de alrededor de 1/3 de la época actual, por lo que la población de los quásares (~ 300.000 se conocen hasta hoy) evoluciona a través de la edad cósmica. Hoy en día, los núcleos de las galaxias están poblados por agujeros negros muy masivos que reciben sin embargo muy poco material de acreción. Probablemente, las galaxias masivas fueron quásares en su pasado distante.

Actualmente, las galaxias en el Universo local están descansando, ya que la gloria de cuando fueron quásares brillantes pasó hace mucho tiempo.

Los agujeros negros súper masivos en los núcleos de las galaxias necesitan mucha materia en acreción. Para ser muy luminosos, deben consumir más de 10 veces la masa del Sol por año. Algunos quásares locales pueden ser rejuvenecidos, como los pulsares que reciben material de acreción, pero para los quásares este fenómeno es relativamente raro. Algunos quásares pueden estar hechos de un par de agujeros negros con una pequeña separación orbital, formando un sistema binario como los de estrellas pero de agujeros negros. Sin embargo, se espera que la transferencia de materia entre ellos sea diferente a las binarias estelares, donde el compañero de la estrella de neutrones está todavía en evolución y produce un viento. Un mecanismo eficaz en el suministro de combustible para alimentar literalmente al monstruo en los núcleos de las galaxias, es la interacción gravitacional entre galaxias. Las fuerzas de marea pueden transportar una enorme cantidad de gas hacia el centro de las galaxias, y si hay un agujero negro allí, éste crece y su luminosidad crece con él. Los encuentros entre galaxias pueden llevar a una fusión literal entre ellas, esto es, que dos galaxias se fusionen y pierdan su apariencia individual, dejando como resultado a una galaxia remanente semejante a una galaxia elíptica. Estos fenómenos eran mucho más frecuentes en el pasado, en la llamada época cósmica. Por lo que es una sorpresa que el primer quásar que se descubrió tuviera un corrimiento al rojo de ~ 0,15, lo que implica una distancia de dos mil millones de años luz con los parámetros cosmológicos actuales, y que los quásares más brillantes se encuentran a un corrimiento al rojo de ~ 1 – 2, cuando la edad del Universo era entre 3 y 6 mil millones de años.

Los pulsares y los quásares provocaron una revolución cultural que marcó el comienzo de la astrofísica en el dominio de los fenómenos no térmicos, los cuales son procesos físicos fundamentalmente diferentes de los que alimentan a las estrellas. Siguen siendo temas de frontera hasta la actualidad. Los quásares y los pulsares son activados por objetos compactos (estrellas de neutrones y agujeros negros) que todavía no están bien comprendidos. Cuanto más nos acercamos a las estrellas de neutrones y a los agujeros negros, menos conocemos de su física. Siguen siendo problemas abiertos los relacionados a la aceleración del chorro del púlsar que emite la intensa luz colimada, a la naturaleza del horizonte de eventos de los agujeros negros, la interacción agujero negro con el medio circundante y su campo magnético. Además, las estrellas de neutrones y los agujeros negros son objetos donde la fuerza de gravedad es extremadamente fuerte. Son laboratorios en los que la principal teoría de la gravitación, la relatividad general se puede probar con éxito.

Se agradece la ayuda de las doctoras Alenka Negrete y Alba Grieco por una revisión precisa de este capítulo.

Bibliografia:

M. D’Onofrio, P. Marziani, J. W. Sulentic, Fifty years of quasars, Berlin:Springer (2012)

D. Dultzin, Quásares/ Quasar: En Los Confines Del Universo

Paola Marziani

Doctora en Astrofísica

Investigadora / INAF - Osservatorio Astronomico di Padova

Nació en Bolzano/Bozen, en Alto Adige/Südtirol. Obtuvo su laurea en Astronomía en 1986 y su Ph. D. en astrofísica en 1991.

Después de estancias de investigación en los Estados Unidos, México e Italia, se quedó en 1995 en el Instituto Nacional de Astrofísica en Padova. Su intereses astronómicos principales son los cuasares y las galaxias, la cosmología observacional, y los procesos atómicos que dan origen a lineas de emisión.

Desde 1988 ha publicado más de doscientas contribuciones de astrofisica (los mayoría de astrofisica extragaláctica), y artículos de divulgación astronómica en Inglés, Italiano y Español.

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(Por Ricardo Dorda Laforet)

Capítulo 11 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

La cultura popular suele considerar que el espacio que se extiende entre las estrellas es un gran vacío, pero en realidad en este espacio hay grandes cantidades de gas y polvo, que reciben el nombre de medio interestelar. Ahora bien, la densidad del medio interestelar es muy baja en comparación con lo que estamos habituados (nuestra propia atmósfera), tan baja que es incluso menor que lo que podemos llegar a obtener artificialmente en los laboratorios. En ese sentido, efectivamente podemos considerar que los abismos interestelares están cuasi vacíos, pero estas regiones son tan inimaginablemente grandes que, pese a su baja densidad de materia, cualquiera de ellas puede albergar nubes de gas y polvo con masas de cientos o miles de veces la del Sol.

1        Analizar lo invisible

         

Como ya se ha mencionado, el medio interestelar está formado por gas y polvo, pero no fue fácil percatarse de ello. Al contrario que las estrellas, esta materia no emite luz visible en condiciones normales, por lo que resultaba invisible para los astrónomos. Sin embargo, que fuera invisible no significa que no fuera detectable. La radiación electromagnética (luz) que pasa a través del medio interestelar se ve afectada por el gas y el polvo en él, que dispersan y absorben la luz de la misma forma que en la Tierra una nube puede ocultarnos la luz del Sol. Dada la baja densidad de esta materia interestelar, podría parecer difícil que bloquee la luz de una estrella, pero hay que tener en cuenta su enorme tamaño. Así, son tan profundas que pueden llegar a ocultarnos completamente la luz de las estrellas que están al otro lado.

          Además, el medio interestelar no afecta a todas las longitudes de onda de la luz [1] con la misma intensidad. Así, el medio interestelar afecta sobre todo al rango de la luz visible, pero más a las longitudes de onda más cortas (el ultravioleta cercano y color azul) que a las más largas (el color rojo o el infrarrojo). En consecuencia, cuando el medio interestelar bloquea parte del brillo de las estrellas, además provoca que las veamos más rojas de lo que en realidad son. Los astrónomos de la segunda mitad del Siglo XIX ya se habían percatado que algunas estrellas eran más débiles y más rojas de lo que les correspondía, pero no fue hasta 1930 que Trumpler dedujo que esos efectos se debían al gas y polvo entre las estrellas y nosotros. Los científicos empezaron entonces a estudiar la composición química de esta materia de forma indirecta, a partir de su efecto en la luz de las estrellas que la atraviesan. Con el desarrollo de la radioastronomía a lo largo del Siglo XX, los astrónomos también pudieron estudiar la composición del medio interestelar mediante su observación directa, ya que el gas y el polvo interestelares emiten radiación electromagnética de baja frecuencia, en el rango desde las microondas a las ondas de radio.

          Estudiando la forma en que el medio interestelar absorbe la luz de las estrellas y la forma que emite radiación electromagnética los científicos han podido desvelar su composición y propiedades, aunque aún hoy en día se investiga intensamente en este área. Por un lado, el polvo consiste en pequeñas motas sólidas cuyo tamaño típico va desde unas pocas micras (la millonésima parte de un metro) a la décima parte de eso, y cuya composición es muy variada. La componente principal del polvo son silicatos, es decir lo mismo que la arena de los desiertos, aunque los granos del polvo interestelar son unas mil veces más pequeños que los granos de arena terrestres. Además de silicatos, también hay motas de otros agregados formados por otros metales o sus óxidos (como óxido de aluminio), por no metales como carbono (grafitos) o incluso hielos de agua o de monóxido de carbono. Por otro lado, el gas se compone mayormente de hidrógeno atómico y molecular, con algo de helio y trazas de muchos otros elementos y sustancias, incluso moléculas orgánicas de cierta complejidad como fullerenos, “pelotas” formadas por 60 átomos de carbono.

2        Astroquímica

Después de leer los párrafos previos, es muy probable que el lector se pregunte de dónde viene toda esa materia que forma el medio interestelar y su variedad química. La cosmología ha determinado que en el Universo primigenio, antes de que las primeras estrellas nacieran, la materia convencional era un 75% Hidrógeno, un 25% Helio y una pequeña fracción constituida por isótopos de estos elementos y Litio. Cuando nacieron las primeras estrellas en sus núcleos comenzó la fusión del Hidrógeno y el Helio en elementos progresivamente más pesados [2]. Cuando esta primera generación estelar murió, liberaron al espacio todo tipo de elementos químicos que se mezclaron con el resto del gas allí presente. Las siguientes generaciones de estrellas nacieron de este gas y con sus muertes enriquecieron el medio interestelar con elementos aún más pesados, en un proceso que continúa aún hoy en día y que proporciona los ingredientes para la variedad de sustancias químicas y el polvo presente en el gas interestelar.

          Ahora bien, como se ha mencionado antes, la densidad del medio interestelar es bajísima. Tan baja que puede haber solo un átomo por metro cúbico, por lo que la probabilidad de que dos partículas choquen es extremadamente pequeña. En esas condiciones, ¿cómo es posible que ingentes cantidades de átomos terminen aglomerándose para dar lugar a una mota de polvo? Más aún, ¿cómo pueden formarse ciertas moléculas químicas, especialmente las más complejas, y sobrevivir a las agresivas condiciones del medio interestelar?

          La respuesta a la primera pregunta es relativamente sencilla: el polvo no nace en las nubes interestelares, sino en la atmósfera de ciertas estrellas moribundas, de dónde luego es liberado al medio interestelar. Veámoslo con más detalle. La temperatura superficial de la gran mayoría de estrellas es demasiado alta como para que los elementos pesados puedan formar moléculas ni mucho menos motas de polvo. Sin embargo, cuando la gran mayoría de estrellas (todas aquellas con masas entre un décimo y treinta veces la del Sol [3]) terminan la fase principal de su vida, evolucionan expandiéndose enormemente. Se vuelven decenas e incluso cientos de veces más grandes de lo que eran originalmente, al tiempo que su superficie se enfría considerablemente. Se convierten así en las estrellas que llamamos gigantes o supergigantes rojas. Estas estrellas poseen atmósferas frías que, debido al tamaño de la estrella, están solo débilmente ligadas a su estrella y es habitual que parte de ellas se vaya desprendiendo lentamente hacia el medio interestelar, especialmente en las últimas  fases de la vida de la estrella.

          Es en estas capas superiores de la estrella y en las nubes que se han desprendido de ella donde se dan las condiciones ideales para la formación de motas de polvo. La temperatura resulta suficientemente baja y la densidad suficientemente alta durante tiempos suficientemente largos (miles de años) como para que los átomos se vayan agregando en motas cada vez mayores. Al mismo tiempo, la estrella está suficientemente fría como para que su radiación no sea tan energética que destruya los incipientes granos de polvo. Con el tiempo, estas nubes de gas y polvo se alejan progresivamente de la estrella en la que han nacido, dispersándose en el espacio y dando lugar al medio interestelar.

          Por otro lado, para responder a la segunda pregunta hay que hablar de la simbiosis que existe entre las motas de polvo cósmico y las moléculas que se forman en las nubes de gas. Muchas reacciones químicas requieren condiciones particulares para ser eficientes. De nada sirve la presencia de los ingredientes de una molécula, si no se dan las condiciones adecuadas. Tal vez el ejemplo más fácil para ilustrar esto sea la molécula de Hidrógeno, formado por dos átomos de este elemento. La probabilidad de que se forme esta molécula a partir del impacto de dos átomos libres de Hidrógeno resulta absurdamente pequeña incluso en condiciones de densidad favorables. De hecho, por experimentos en laboratorio sabemos que estas moléculas se forman a partir de impactos triples: en el choque dos de las moléculas transmiten suficiente energía cinética a una tercera como para quedar ligadas entre ellas. Este impacto triple puede resultar relativamente frecuente en altas densidades, pero definitivamente no puede explicar la presencia de Hidrógeno molecular en las extremadamente difusas nubes interestelares.

          La respuesta a este misterio se halla en el polvo interestelar que acompaña al gas. Se sabe que los átomos de Hidrógeno tienden a adherirse fácilmente a la superficie de los granos de polvo. Entonces, debido a la adherencia de múltiples átomos de Hidrógeno, es fácil que se forme hidrógeno molecular en la superficie del grano de polvo. Es decir, el polvo actúa como un catalizador químico en esta y en muchas otras reacciones, pero su papel aún va más allá. Hay que tener en cuenta que las moléculas son relativamente frágiles ante el impacto de rayos cósmicos o de radiación de alta energía, cosas que abundan en el espacio interestelar y que destruyen progresivamente las moléculas. Los granos de polvo, más resistentes, actúan como escudo para las moléculas. Así, en las nubes más compactas y frías, el polvo de la parte más exterior protege a las moléculas del interior de la nube, disminuyendo la velocidad a la que son destruidas por el entorno. En definitiva, el polvo cósmico es indispensable para explicar la variedad molecular observada en el medio interestelar.

3        Semillas de vida

Con el tiempo, una nube de gas y polvo del medio interestelar empezará a colapsar sobre si misma. Esto puede ocurrir inducido por su propia gravedad, pero también por factores externos, como verse afectadas por la radiación o el viento estelar de estrellas luminosas, la presencia de intensos campos magnéticos producidos en objetos como púlsares o agujeros negros, o el encontronazo con el repentino destello de una supernova o su posterior onda expansiva. El colapso de una nube provoca que se vaya fragmentado en grumos, cada uno de ellos con sus propios puntos de mayor densidad, donde empiezan a nacer nuevas estrellas.

          El gas y el polvo cercano a una estrella en formación cae lentamente hacia ella, formando en el proceso un disco alrededor suyo. Es en este disco dónde los grumos de gas empiezan a atraer hacia sí la materia cercana a ellos en su órbita alrededor de la estrella, lo que da lugar a los planetas gaseosos gigantes. Pero más aún, es el polvo el que agregándose en partículas cada vez mayores forma pequeñas rocas, que a su vez se aglomeran para formar planetesimales: cuerpos sólidos cuya unión dará lugar a los planetas rocosos. Así pues, sin polvo cósmico no sería posible la formación de planetas como el nuestro.

          Con el tiempo la acción combinada de la atracción gravitatoria de los planetas y la radiación de la estrella terminan limpiando de gas el disco alrededor de ésta, quedando tan solo planetas con sus lunas y algunos escombros, como nuestro cinturón de asteroides. En la parte más externa del sistema planetario (como es el caso de nuestro cinturón de Kuiper) pueden acumularse muchos de estos escombros, producto de la acreción de polvo y hielos de sustancias volátiles, y que contienen muchas sustancias químicas que estaban presentes en la nube original. Son estos cuerpos los que, cuando por cualquier razón caen hacia el interior del sistema planetario, se convierten en cometas y sus hielos volátiles y las sustancias que albergan éstos pueden llegar a la superficie de los planetas ya formados. Así, los científicos sospechan que algunos de las moléculas orgánicas necesarias para el origen de la vida llegaron en los cometas. Y es que es difícil que en la química de la Tierra primigenia se formaran ciertas sustancias orgánicas, pero se sabe que estas moléculas existen en el medio interestelar. Por tanto, es posible, aunque aún no existe consenso, que esos ladrillos de la primera vida se hubieran formado mucho antes que la Tierra, en atmósferas de estrellas moribundas o en frías nubes interestelares, pero en cualquier caso gracias al papel del polvo cósmico en la química interestelar.

Notas:

1. Ver capítulo 66.

2. Ver capítulo 15

3. Ver capítulo 17

Ricardo Dorda Laforet

Doctor en Astrofísica

Investigador post-doctoral en la Universidad de Alicante

Natural de Madrid (1984), cursó la Licenciatura en Física de la Universidad Complutense de Madrid, especializándose en Astrofísica, para luego cursar el Máster Interuniversitario ( Universidad Complutense de Madrid – Universidad Autónoma de Madrid) en Astrofísica.

Realizó sus estudios de doctorado en la Universidad de Alicante (Ph. D. 2016), centrándose en el estudio de las estrellas masivas evolucionadas. A día de hoy sigue desarrollando esta línea de investigación en su posdoctorado, en la Universidad de Alicante.

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La baja temperatura del espacio - José Oñorbe Bernis

¿Por qué se habla de la "baja temperatura del espacio"? ¿Cómo puede tener el vacío una temperatura?

(José Oñorbe Bernis)

Capítulo 10 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Efectivamente, en el vacío absoluto no tiene sentido hablar de temperatura. La temperatura de un objeto o un sistema es una medida estadística del movimiento de las partículas que forman ese objeto. Cuanto más rápido se mueven esas partículas, más caliente y cuanto más despacio, más frío. Así que, si no tenemos nada que pueda moverse, obviamente no podemos decir nada de su temperatura.

Lo que sí tiene sentido es pensar en la temperatura que tendría un objeto que pusiéramos en el vacío. Si hiciéramos esto, siempre podremos definir una temperatura midiendo el movimiento de las partículas que forman este objeto. Vamos a ver que la temperatura en el espacio puede ser muy alta o muy baja y que va a depender de donde situemos nuestro objeto. Pero antes de pensar en cómo variará la temperatura de un objeto en el espacio, pensemos primero en un ejemplo más sencillo. ¿Qué pasaría si ponemos un objeto en el vacío?

Imaginemos que en un laboratorio de la tierra tenemos una cámara que nos permite crear un vacío perfecto en su interior [1]. ¿Que pasa si ponemos una esfera de hierro  de 1 metro de radio a una temperatura de 23 grados Celsius (°C)? Para poder calcular esto tenemos que pensar en como un objeto puede ganar o perder temperatura y para eso es necesario introducir el concepto de transferencia/transporte de calor. El transporte de calor es la cantidad de energía que se transfiere entre un sistema y su entorno produciendo un cambio de temperatura en dicho sistema. Obviamente este cambio puede ser positivo, aumentando la temperatura, o negativo, disminuyendo la temperatura.

1        ¿Cómo puede un objeto cambiar su temperatura? Transferencia de calor.

Existen tres mecanismos posibles de transporte de calor en la naturaleza, que aunque no te suenen por sus nombres ya los conoces muy bien. Estos tres mecanismos son la conducción, la convección y la radiación. La diferencia fundamental entre ellos es como se produce el transporte el calor.

La conducción térmica es el transporte de calor entre regiones de materia que se encuentran a diferente temperatura. El calor es transferido por la interacción directa entre las moléculas y átomos que forman el medio y que se encuentran a distinta temperatura. El ejemplo más claro sucede cuando calentamos una pieza alargada de metal por un extremo y lentamente, por medio de la conducción térmica, el otro extremo del metal también se calentará. Sin embargo en el caso de nuestra esfera de hierro puesta en el vacío, la conducción térmica no puede jugar ningún papel ¡ya que no se encuentra en contacto directo con nada! Un mecanismo de transferencia de calor descartado.

La transferencia de calor por convección térmica es característica de líquidos y gases e implica movimientos macroscópicos de materia en el sistema. Calentar agua en una olla es un ejemplo muy típico. Una vez la olla se calienta se empieza a transferir calor por conducción al agua en contacto directo con ella. Sin embargo una vez este agua se ha calentado empieza a moverse en la olla, facilitando la transferencia de calor al agua todavía fría. Esta es la idea detrás de los hornos de convección, que mueven el aire del horno facilitando la transferencia de calor por convección. En cualquier caso, volviendo a nuestra esfera en el vacío, está claro que tampoco podemos tener transferencia de calor por convección térmica ya que no se encuentra en contacto con nada.

Nos queda un último mecanismo de transporte de calor y vamos a ver que juega un papel fundamental para entender qué temperatura hace en el espacio: la radiación térmica. La radiación térmica es la transferencia de calor a través de radiación electromagnética. De acuerdo con la teoría cuántica del electromagnetismo, la radiación electromagnética se basa en la existencia de partículas, los fotones, que pueden tener distinta energía y que se propagan a la velocidad de la luz en el vacío. Todo sistema compuesto de materia ordinaria (bariones) es capaz de absorber radiación electromagnética. Por tanto, si apuntamos un láser hacia nuestra cápsula de vacío, la radiación emitida por el láser si puede viajar a través de la cápsula y calentará la esfera de hierro. Un objeto capaz de absorber toda la radiación electromagnética que recibe se conoce como cuerpo negro [2]. Pero en la realidad cada sistema puede ser más o menos eficaz en absorber la radiación (absortividad). Por ejemplo, los hornos microondas están hechos para emitir radiación electromagnética que el agua absorbe muy eficazmente (ondas microondas).

Hemos visto que en el vacío un objeto puede incrementar su temperatura absorbiendo  radiación electromagnética pero también disminuirá su temperatura si la emite. ¿Y una esfera de hierro emite radiación electromagnética? Si. Toda la materia ordinaria (bariones) emite radiación electromagnética cuando se encuentra a una temperatura  por encima de lo que se conoce como cero absoluto, cero grados Kelvin (ó -273.15 °C). Esta radiación se origina por un conjunto de procesos espontáneos que tienden a incrementar la entropía [3]. La energía por superficie irradiada de esta forma depende principalmente de la temperatura del objeto y del material del que este hecho (emisividad).

Si pudiéramos dejar nuestra cápsula de vacío en un lugar totalmente aislado de cualquier otro emisor, la esfera de hierro irá disminuyendo su temperatura conforme emite radiación electromagnética. Por ejemplo, la temperatura de nuestra esfera de hierro bajará de 23°C a 22°C, en unas tres horas y quince minutos [4].  Un ser humano de tamaño medio (1.70 metros y 70 Kg de peso) a 36°C tardaría unos 5 minutos en enfriarse un grado por el mismo proceso físico y una media hora en llegar a los 30°C, límite de la hipotermia grave y la pérdida de conciencia [5]. Sin embargo, en la realidad mucho antes de que pudiéramos sentir frío, la exposición del cuerpo humano a un medio sin presión como es el vacío sería un problema mucho más grave.

2        La temperatura en el espacio

Ahora ya sabemos que el vacío puede ser un sitio muy frío pero solo si estamos realmente solos, es decir, si no recibimos radiación electromagnética. Pero esto no tiene porqué ser así en el espacio. Las estrellas ó los quásares son dos ejemplos de fuentes de radiación electromagnética en el Universo. De hecho el espacio puede ser un sitio muy caliente si estamos cerca de una estrella. Por ejemplo, si ponemos nuestra esfera de hierro en el espacio cerca la estación espacial internacional de tal forma que reciba directamente la radiación del Sol, solo hacen falta unos ochenta minutos para que la temperatura de nuestra esfera se incremente en un grado. La esfera alcanza los 60.35°C,  que es su temperatura de equilibrio, la temperatura a la cual el objeto emite la misma radiación que absorbe, en unos veinte días [6]. Por tanto, las diferencias de temperatura entre un objeto que recibe radiación solar y otro que no lo hace son muy grandes. Un ejemplo muy significativo es la Luna, la diferencia de temperatura en la superficie de la Luna entre el día y la noche llega a alcanzar los doscientos grados centígrados (de los -153°C durante la noche a 107°C durante el día). Los astronautas también sufren estas diferencias de temperatura, pero los trajes espaciales además de estar fabricados para reflejar casi el 90% de la luz que les llega, y por tanto tener una absortividad muy baja, llevan incorporados sistemas de refrigeración.

Conforme nos alejemos de la fuente de radiación, la temperatura de un objeto se irá reduciendo. Sin embargo aún intentando alejarse de toda fuente posible, nunca veríamos a un objeto alcanzar una temperatura de equilibrio de cero grados Kelvin sino 2.7 Kelvin (-270.45 °C). Esta es la temperatura de la radiación de fondo de microondas producto del Big Bang [7] y que baña por completo el Universo. Así que esta sería la temperatura que tendría nuestra esfera de hierro si consiguiéramos aislarla del resto de fuentes del Universo. Por cierto, ¿cuánto tardaría en alcanzar la esfera esta temperatura? ¡unos 80.000 años! [8] Aunque esto parezca mucho tiempo, es bueno recordar que el sistema solar tiene unos 4.600.000.000 años (y el Universo tiene aproximadamente unos 13.799.000.000 años). Con esto en mente, está claro que el tiempo no es un problema para que la mayoría de los objetos que forman el Universo alcancen una temperatura de equilibrio. Quizás por eso no es extraño entonces que mucha gente piense en el espacio como un lugar frío. Pero esto es solo cierto siempre y cuando no tengamos ninguna fuente de calor cerca, y nosotros tenemos el Sol.

Notas:

1. Estas cámaras de vacío existen en la Tierra aunque suelen construirse con materiales que las aíslan perfectamente del exterior. La cámara de vacío más grande está en Estados Unidos (Sandusky, Ohio)  y es un cilindro de 37 metros de diámetro y 37 metros de altura. Fue construida por la NASA en 1967 y se ha usado para probar distintas partes de cohetes, de módulos de aterrizaje de Marte y de estaciones espaciales.

2. Ver capítulo 62.

3. Ver capítulo 58.

4. Para hacer este cálculo hemos asumido una emisividad constante para el hierro de 0.2 (hierro pulido), una capacidad calorífica de 412 J Kg^-1K^-1 y una densidad de 7850 kg m^-3.

5. Para hacer este cálculo hemos asumido una emisividad constante para el tejido humano de 0.99 y una capacidad calorífica de 3500 J Kg^-1K^-1. Hemos calculado la superficie total del cuerpo humano usando la relación empírica hallada por Mosteller (ver bibliografía) entre esta cantidad y la altura y el peso de la persona.

6. Hemos considerado que la superficie del Sol está a 5800 Kelvin, que el Sol tiene un radio de 6.995x10⁸ metros y que nuestra esfera esta a 1.50x10¹¹ metros del Sol, que es la misma que del Sol a la tierra. Además hemos asumido que la esfera de hierro tiene una absortividad de 1.0, es decir que es capaz de absorber toda la radiación electromagnética como un cuerpo negro perfecto. Esto no es del todo cierto, ya que parte de esa radiación será reflejada.

7. Ver capítulo 59.

8. La temperatura del fondo cósmico de microondas, 2.725 Kelvin, nos da una intensidad de radiación por superficie de 3.01x10^-6 W/m². De nuevo, hemos asumido que la esfera de hierro es un cuerpo negro perfecto y que tiene una absortividad de 1.0.

Bibliografía:

- “Física: Mécanica, radiación y calor”, R.P. Feynman, R.B. Leighton, M. Sands (1987). Adison Wesley Iberoamericana S.A.

- “Statistical Physics”, L.D. Landau, E.M. Lifshitz (1996). Oxford: Butterworth–Heinemann.

- “Simplified calculation of body-surface area”, RD. Mosteller (1987). N Engl J Med 317:1098.

- http://www.nasa.gov.

- http://www.esa.int

- http://www.universetoday.com/

- Todas las emisividades para distintos materiales fueron tomadas de https://en.wikipedia.org/wiki/Heat_capacity

- Todas las capacidades calorífica para distintos materiales fueron tomadas de http://www.optotherm.com/emiss-table.htm

José Oñorbe Bernis

Doctor en Física

Max Planck Institut für Astronomie

Actualmente es investigador en el Max Planck Institute for Astronomy en Alemania. Previamente fue investigador postdoctoral en la Universidad de California Irvine con una beca Fulbright y obtuvo su título de doctor en Astrofísica y Cosmología por la Universidad Autónoma de Madrid.

Sus intereses científicos se centran en el estudio de la formación y evolución de galaxias, el medio intergaláctico y la naturaleza de la materia y energía oscuras.